ECLISSI

ECLISSI (dal gr. ἔκλειψις "scomparsa"; ted. Finsterniss)

Eclisse è l'oscurarsi parziale o totale di un corpo celeste a causa dell'interposizione d'un altro corpo e può avere due aspetti distinti:1. l'astro, non essendo luminoso per sé stesso, cessa di essere visibile parzialmente o totalmente, perché il secondo corpo s'interpone fra esso e la sorgente che lo illumina; 2. l'astro, luminoso, cessa di essere visibile in tutto o in parte, perché fra esso e chi lo osserva s'interpone il secondo corpo. Nel primo caso l'eclisse è indipendente dalla posizione dell'osservatore e può essere visibile da tutti i punti della Terra per i quali l'astro è al disopra dell'orizzonte; nel secondo caso le circostanze dell'eclisse possono essere notevolmente diverse a seconda della posizione dell'osservatore sulla superficie terrestre. Il primo caso ha luogo per le eclissi lunari, nelle quali la Terra viene a frapporsi tra la Luna e il Sole; il secondo per le eclissi solari, nelle quali viene invece la Luna a frapporsi tra il Sole e l'osservatore. A questi due tipi principali di eclissi sono da aggiungerne altri generalmente non osservabili a occhio nudo. Tali sono nella prima categoria le eclissi dei satelliti di Giove, che si presentano quando questo pianeta sottrae a essi la luce del Sole senza interporsi fra essi e la Terra, e nella seconda le diminuzioni di splendore delle stelle variabili a eclisse, stelle doppie, la cui orbita giace in un piano al quale appartiene o è molto vicina la Terra, cosicché a ogni rivoluzione ciascuna delle componenti s'interpone fra noi e l'altra componente, dando luogo alla diminuzione di splendore suddetta.

Quando l'astro eclissato ha dimensioni apparenti molto piccole rispetto a quelle del secondo astro che, interponendosi tra esso e noi, lo toglie alla nostra vista, il fenomeno si dice occultazione; così, a causa del moto della Luna attorno alla Terra, è possibile osservare frequentemente l'occultazione di stelle dietro il disco lunare e occasionalmente l'occultazione di qualche pianeta; sono pure facilmente osservabili le occultazioni dietro Giove dei suoi principali satelliti. Quando invece l'astro che produce l'eclisse ha dimensioni apparenti molto piccole rispetto a quelle dell'astro eclissato, questo non lo è che in un'area circolare ristrettissima e il fenomeno si dice di passaggio o di transito davanti l'astro eclissato. Sono di questo tipo i periodici passaggi di Venere e di Mercurio davanti al disco solare e i passaggi dell'ombra dei satelliti di Giove sul disco di questo pianeta che si osservano quando i satelliti stanno fra il pianeta e il Sole; la piccola area eclissata appare in questi casi nera. Sono dello stesso tipo anche i passaggi davanti a Giove dei suoi satelliti che avvengono quando questi stanno fra il pianeta e la Terra; questi passaggi non sono affatto, o ben difficilmente osservabili perché pianeta e satelliti sono entrambi illuminati dal Sole e debolissima è la differenza del loro aspetto luminoso; questi ultimi fenomeni assumono per noi lo stesso aspetto delle occultazioni.

Eclissi lunari. - Ogni corpo del sistema solare, che supporremo, come il Sole, rotondo, si può immaginare accompagnato dall'ombra che esso proietta dalla parte Upposta al Sole e che è contenuta entro un cono tangente al corpo di centro T e al Sole di centro S e avente il vertice V sul prolungamento di ST (fig.1), e inoltre da una regione di penombra, pure situata dalla parte opposta al Sole, esterna al cono d'ombra e interna a un secondo cono, anch'esso tangente ai due astri, ma con il vertice V₁ compreso fra essi. Nella fig. 1 sono disegnate le sezioni dei due astri e dei due coni fatte con un piano passante per ST. Entro il cono d'ombra CVD non penetra alcun raggio solare, entro la regione di penombra ECVDF solo una parte dei raggi solari è intercettata dal corpo T; questa parte è massima in contatto del cono d'ombra ed è evanescente verso il limite estemo. Un terzo corpo L subisce un'eclisse della prima categoria quando entra in tutto o in parte nel cono d'ombra. Nel caso delle eclissi lunari, caratteristiche di questa categoria, T è la Terra, L è la Luna, e alla distanza media di L da T il cono d'ombra ha una larghezza di circa una volta e mezzo il raggio terrestre, cioè di circa due volte e due terzi il diametro della Luna e la larghezza del cono di penombra è solo leggerissimamente superiore al doppio. Poiché la Luna a percorrere un arco della sua orbita eguale al proprio diametro impiega circa un'ora, nel caso di un'eclisse centrale, cioè nel caso in cui il centro della Luna venga a passare esattamente sul prolungamento dell'asse ST, le varie fasi dell'eclisse sono le seguenti: il principio ha luogo teoricamente appena la Luna tocca in Q il cono della penombra, ma se per un ipotetico abitante della Luna, che si trovasse in Q, incomincerebbe effettivamente un'eclisse di Sole, l'osservatore terrestre incomincerà a notare un indebolimento della luce lunare soltanto quando la Luna sarà arrivata in prossimità del cono d'ombra. L'eclisse effettiva incomincia un'ora, o poco più, dopo l'inizio teorico, al momento in cui la Luna entra nel cono d'ombra, e allora sembrerà a chi osserva che sparisca una piccola parte del disco lunare; questa parte va crescendo e dopo un'altra ora tutta la Luna è entrata nel detto cono e ha inizio l'eclisse totale. La totalità dura circa un'ora e quaranta minuti; la Luna dopo questo tempo raggiunge l'altro bordo del cono d'ombra e si ripetono in ordine inverso i fenomeni che si sono presentati nella prima parte. Se la Luna si movesse intorno alla Terra nello stesso piano in cui la Terra gira intorno al Sole, il fenomeno ora descritto si ripeterebbe a ogni plenilunio; ciò non essendo, l'eclisse si può presentare soltanto in particolari plenilunî, e soltanto per una scarsa metà di questi la Luna entra interamente nel cono d'ombra, dando luogo a un'eclisse totale, che sarà generalmente di durata inferiore a quella di un'eclisse centrale sopra descriaa; per l'altra metà la Luna entra soltanto in parte nel cono d'ombra dando origine a un'eclisse parziale.

Se S è il raggio del cono d'ombra alla distanza alla quale si trova la Luna, s il raggio lunare, o la distanza fra l'asse del cono d'ombra e il centro della Luna, S + s − σ rappresenta la parte eclissata del diametro lunare finché l'eclisse è parziale, e il valor massimo del rapporto (S + s − σ)/2s si dice grandezza dell'eclisse; si mantiene poi questa definizione anche quando l'eclisse è totale e il rapporto è maggiore dell'unità. In epoche non molto lontane la grandezza di un'eclisse si valutava in digiti, dividendo il diametro lunare in dodici digiti; la grandezza si otteneva moltiplicando per 12 il rapporto precedente. In antico la maggior parte degli astronomi riferiva i digiti alla superficie del disco lunare e non al diametro.

Non si è tenuto conto finora del passaggio dei raggi solari attraverso l'atmosfera che circonda la Terra; questi raggi vengono in parte assorbiti e in parte deviati verso l'interno del cono e quanto più essi passano vicini alla Terra tanto più forti sono la deviazione e l'assorbimento che subiscono. Per questa ragione la Luna continua a essere illuminata anche durante l'eclisse totale più o meno debolmente a seconda delle condizioni meteorologiche dell'anello atmosferico che le trasmette i raggi solari e che un ipotetico osservatore lunare vedrebbe lucente tutto intorno alla Terra. L'illuminazione della Luna è naturalmente tanto minore quanto più essa è prossima al centro del cono d'ombra e la sua tinta tende contemporaneamente a un rosso rame sempre più cupo, perché la luce proviene dagli strati più bassi e più umidi dell'atmosfera e questi assorbono principalmente i colori complementari del rosso.

Eclissi solari. - La distanza media del vertice del cono d'ombra CVD della Luna dal centro L di questa è inferiore, ma solo di poco, alla distanza media che intercede fra lo stesso centro L e la superficie terrestre (fig. 2); a causa però delle eccentricità delle orbite della Terra e della Luna, le due distanze subiscono variazioni che le rendono con alterna vicenda l'una maggiore o minore dell'altra. In tutti i casi però il cono d'ombra, o il suo prolungamento, incontrano la superficie terrestre in prossimità del vertice V e intercettano perciò una ristrettissima area che, a causa del moto del cono d'ombra rispetto alla Terra e del moto di rotazione di questa, si propaga generalmente in una lunga striscia, detta "zona centrale" dell'eclisse, che può avere solo poche centinaia di chilometri di larghezza. Il cono della penombra EV₁F, dove è incontrato dalla Terra, ha pure una sezione leggermente variabile, ma il diametro di questa sezione non supera mai molto la metà del diametro terrestre, sicché la Terra non può mai entrare tutta intera nel cono della penombra, e benché il moto del cono e la rotazione terrestre aumentino la regione colpita, un'eclisse di Sole non può riguardare che una parte limitata della superficie terrestre. Per i punti di questa superficie che entrano soltanto nel cono della penombra l'eclisse è parziale; un osservatore vede il disco solare venire intaccato dal disco oscuro, invisibile, della Luna (primo contatto) in un punto del bordo occidentale; vede poi crescere l'intaccatura tanto più, quanto più si trova in prossimità della zona centrale dell'eclisse. Raggiuntti il massimo, il rapporto fra la parte oscurata di quel diametro solare che passa anche per il centro del disco lunare e l'intero diametro si dice grandezza dell'eclisse, e anche questa era misurata in digiti dagli antichi. Dopo il massimo il fenomeno continua in senso inverso fino all'ultimo contatto che ha luogo al bordo orientale del Sole, al momento in cui l'osservatore esce dal cono della penombra. Nella zona centrale, se il cono di ombra oltrepassa la superficie terrestre (come avviene nella fig. 2 nel punto O, supposta la Terra con il centro in T) tutto il disco solare viene a un certo istante (secondo contatto) coperto da quello lunare e l'eclisse diviene totale; dopo pochi minuti, al massimo 7¹/₂, un raggio di Sole repentinamente riappare (terzo contatto) e riprendono le fasi dell'eclisse parziale. Se invece soltanto il prolungamento del cono d'ombra arriva alla superficie terrestre (come in O′, supposta la Terra con il centro in T′) il disco lunare al momento del secondo e del terzo contatto appare tangente internamente a quello solare e nell'intervallo tra i due contatti, che può durare al massimo 12 minuti, il disco oscuro della Luna lascia scoperto un anello luminoso del Sole e l'eclisse si dice anulare. L'intero fenomeno dell'eclisse si dice poi parziale se la superficie terrestre è incontrata soltanto dal cono di penombra; se lo è anche dal cono d'ombra essa si dice totale, anulare, o totale-anulare a seconda che il vertice del cono d'ombra oltrepassi sensibilmente la superficie terrestre, o non arrivi ad essa, o la oltrepassi per un solo tratto della zona centrale dove l'eclisse è totale, e non per il tratto che precede e per quello che segue, dove l'eclisse è anulare.

Un'eclisse parziale di sole si rende manifesta a chi non sia preavvertito solo quando la sua grandezza supera i ³/₄ se il Sole è alto sull'orizzonte; solo allora la diminuzione e il cambiamento di colore della luce che ancora manda il crescente solare diventano sensibili. Con Sole prossimo all'orizzonte si possono rendere manifeste anche eclissi parziali molto deboli. Ma il fenomeno assume un aspetto grandioso per i luoghi dove l'eclisse diviene totale. Pochi minuti avanti e dopo la totalità si notano passare su superficie bianche le cosiddette ombre volanti, bande alternativamente bianche e oscure, tremolanti e ondeggianti; chi ha l'orizzonte molto libero e distante vede avanzarsi l'ombra lunare con velocità impressionante e con aspetto d'uragano. Al momento della sparizione del bordo solare le irregolarità di quello lunare possono farlo apparire spezzato, e in particolari eclissi in cui i due diametri apparenti, solare e lunare, sono pressoché coincidenti, i raggi solari che ancora passano attraverso piccole depressioni del bordo lunare furono paragonati a una collana preziosa (perle o grani di Baily); la totalità fa poi apparire la corona e le protuberanze solari e rende pure visibili i maggiori pianeti e le stelle più luminose. Pochi sono però i ricordi di osservazioni della corona e delle protuberanze solari che precedono il sec. XIX; numerosi dati si hanno invece per quelle più recenti che furono quasi tutte oggetto di studî da parte di apposite spedizioni scientifiche organizzate nelle principali nazioni e portatesi espressamente nella zona di totalità. L'applicazione a questi studî dei moderni mezzi d'indagine, e particolarmente della fotografia e dello spettroscopio, ha fatto acquistare importantissime conoscenze sulla fisica solare e ha pure confermata la deviazione, prevista dalla teoria di A. Einstein, della luce che passa presso il Sole.

Frequenza e periodicità dell'eclissi solari e lunari. - Poiché il piano dell'orbita lunare è inclinato di più che 5° sul piano dell'orbita terrestre, affinché al plenilunio si presenti un'eclisse lunare o al novilunio si presenti un'eclisse solare, è necessario che Sole e Luna siano prossimi alla linea dei nodi, lungo la quale si intersecano i due piani. I due nodi nei quali detta linea incontra l'eclittica vanno spostandosi in senso contrario al Sole per modo che questo ritorna al medesimo nodo a ogni 346,62 giorni (anno draconitico); quindi le eclissi si presentano ogni anno in due periodi distanti poco meno di sei mesi e che vanno anticipando di anno in anno di circa 19 giorni. In ognuno dei detti periodi la Luna rimane vicina al piano dell'orbita terrestre abbastanza da poter subire un'eclisse in media per 23 giorni (al più per 26, se essa è prossima al perigeo e la Terra all'afelio), e abbastanza da poter eclissare il Sole in media per 36 giorni (non mai meno di 30). Quindi, compiendosi un'intera lunazione in giorni 29 ¹/₂ a ogni periodo si può presentare al più un'eclisse di Luna, mentre un'eclisse di Sole è inevitabile. Il numero minimo di eclissi in un anno è quindi due, ed esse sono allora di Sole; il numero più frequente è quattro: due di Sole e due di Luna; se questa passa a uno dei nodi al m0mento d'un suo plenilunio si hanno nel corrispondente periodo una eclisse lunare, compresa fra due eclissi solari, e se questo periodo cade a metà dell'anno possono presentarsi in via eccezionale entro lo stesso anno, nei due periodi precedente e seguente, o altre tre eclissi solari e una lunare, oppure due eclissi solari e due lunari, quindi un massimo di sette eclissi. Nel Canon der Finsternisse di F. Oppolzer (Vienna 1887), che elenca le eclissi dall'anno 1207 a. C. all'anno 2161, sono contenute in media in un secolo 237,5 eclissi solari, delle quali 83,8 parziali (per tutta la Terra), 77,3 anulari, 10,5 anulari-totali, 65,9 totali, e 154,3 eclissi lunari, delle quali 71,6 totali e 82,7 parziali. Le eclissi di Sole totali o anulari investono però una così stretta zona terrestre che per un determinato luogo esse sono estremamente rare.

Esistono periodi dopo i quali le eclissi si ripetono all'incirca allo stesso modo, permettendo quindi una facile previsione di esse. Il periodo più noto, detto saros, conosciuto già dagli antichi astronomi Caldei, comprende 223 rivoluzioni sinodiche della Luna (cioè rivoluzioni rispetto al Sole, o lunazioni) che equivalgono a giorni 6585,321 e 242 rivoluzioni draconitiche (cioè rispetto ai nodi) che equivalgono a giorni 6585,357. Rispetto alla Terra, la Luna, il Sole e i nodi lunari si ripresentano dunque, dopo questo intervallo, nelle stesse direzioni e poiché inoltre 239 rivoluzioni anomalistiche della Luna (cioè rispetto al perigeo) equivalgono pure a giorni 6585,54, anche la distanza della Luna dalla Terra riprende lo stesso valore. Il detto periodo equivale a 19 anni draconitici, e ad anni civili 18, giorni 11 ¹/₃ o 10¹/₃ a seconda che, nell'intervallo che si considera, il 29 febbraio cade 4 o 5 volte. Notata dunque la data di un'eclisse lunare o solare e il momento del suo massimo, dopo trascorsi 18 anni un'eclisse analoga si ripresenta a una data che segue la precedente di 11 o 10 giorni, ma circa 8 ore più tardi e quindi l'eclisse investe una diversa regione della superficie terrestre. Come esempî notevoli di tali ricorrenze si possono citare le eclissi solari totali del 18 maggio 1901 (centrale a mezzogiorno presso l'isola di Sumatra), 29 maggio 1919 (id. nell'Atlantico, a Ovest del Golfo di Guinea), 8 giugno 1937 (nel Pacifico), 20 giugno 1955 (tra l'Indocina e le Filippine), 30 giugno 1973 (nel Sahara), 11 luglio 1991 (nel Messico), per le quali la totalità dura circa sette minuti con un massimo di 7′ 14″ in quella del 1955; e le eclissi solari totali del 22 gennaio 1898, 3 febbraio 1916, 14 febbraio 1934, 25 febbraio 1952, 7 marzo 1970, 18 marzo 1988, per le quali la durata della totalità va via via crescendo da due a tre minuti, ma che nell'eclisse del 5 luglio 2168, appartenente a questo ciclo, raggiungerà 7′ 28″, la più lunga che la storia umana ricordi.

Eclissi storiche di particolare interesse cronologico o astronomico. - Le antiche eclissi, di cui ci è stato conservato il ricordo nelle iscrizioni dei popoli di più remota civiltà, nell'Almagesto di Tolomeo e in altri scritti di autori greci o latini, hanno duplice importanza. L'ottima conoscenza che al giorno d'oggi si ha dei moti del Sole e della Luna permette di determinare di tutte le eclissi la data esatta nell'era cristiana oggi d'uso universale e le circostanze di esse; quel ricordo storico ci indica la data secondo il computo allora in uso; di qui il grande interesse che hanno per la cronologia quelle eclissi storiche, che per le loro particolari caratteristiche si possono identificare con eclissi calcolate. Se poi di una di queste eclissi storiche si conosce esattamente la zona in cui fu totale, se di Sole, o l'ora del suo principio o della sua fine, se di Luna, si ha il modo di determinare esattamente la posizione relativa della Luna e del Sole in un'epoca in cui le osservazioni astronomiche erano primitive: ciò ha importanza astronomica specie per la conoscenza del moto della Luna, il più difficile da determinare sul fondamento della legge d'attrazione.

Le antiche eclissi storiche sono elencate e discusse nella 5ª parte dello Spezieller Kanon der Sonnen- und Mondfinsternisse di F. K. Ginzel (Berlino 1899); le più importanti dal punto di vista astronomico sono ricordate da S. Newcomb nelle sue Researches on the motion of the Moon (in Astr. Papers, IX, Washington 1912). Citeremo fra esse le seguenti eclissi di Sole, che furono, salvo contraria indicazione, totali (non per tutte è sicura l'attribuzione del ricordo storico alla data dell'eclisse calcolata): 31 luglio 1063 a. C. in Babilonia; 15 giugno 763 a. C. a Ninive (quivi, secondo i calcoli moderni l'eclisse non sarebbe stata totale, bensì di grandezza eguale a circa 0,9); 6 aprile 648 a. C., osservata da Archiloco a Taso nell'Egeo, oggi studiata da E. Millosevich; 28 maggio 585 a. C., predetta da Talete e che, secondo Erodoto, sorprese in battaglia Lidî e Medi; 19 maggio 557 a. C. a Larissa, menzionata da Senofonte; 17 febbraio 478 a. C., ricordata da Erodoto e che dovrebbe precedere la marcia di Serse contro i Greci, il ehe contrasta con la data delle Termopili; 3 agosto 431 a. C. di Atene, anulare, descritta da Tucidide; 21 giugno 400 a. C., nota per un passo di Ennio tramandatoci da Cicerone, e fra le più discusse (se la data è esatta l'eclisse a Roma fu quasi totale al tramonto del Sole e la totalità fece giungere la notte senza il crepuscolo); 15 agosto 310 a. C., che sorprese Agatocle sul mare, mentre era in viaggio fra Siracusa e Cartagine; 20 novembre 129 a. C., totale nell'Ellesponto e di grandezza ⁴/₅ ad Alessandria d'Egitto (questo ricordo storico è preciso nei particolari, ma manca di qualsiasi data e G. Celoria lo attribuisce invece all'eclisse del 310 a. C. dianzi menzionata); 3 giugno 197 d. C. anulare-totale, ricordata da Tertulliano come vista a Utica. Fra le eclissi meno lontane ricorderemo quelle solari del 3 giugno 1239 e del 6 ottobre 1241, totali per molti punti dell'Europa, dalle quali il Celoria trasse correzioni alle tavole lunari di Hansen, e quella lunare del 29 febbraio 1504 predetta da Cristoforo Colombo agl'indigeni della Giamaica.

Le eclissi totali o anulari di Sole e totali di Luna visibili in Europa fra il 600 e il 1800 sono indicate, anche graficamente, con notevole precisione in un altro Spezieller Kanon di J. Fr. Schroeter (Cristiania 1923). Le principali effemeridi astronomiche annue, come ad es. la Connaissance des temps, che si pubblica ininterrottamente a Parigi dal 1679, dànno poi con notevole anticipo la previsione particolareggiata dei fenomeni di eclisse visibili in tutto il mondo.